Powrót do strony głównej



Sierpniowe niebo, Heweliusz, Perseidy

W trzecim tygodniu sierpnia słońce zachodzi w Polsce o godzinę wcześniej, niż w najdłuższym dniu roku. W Wilkowicach zajdzie koło godziny 20:00. Trzy kwadranse później, gdy słońce schowa się na 6 stopni pod horyzontem, nastąpi tzw. zmrok cywilny i na niebie pokażą się najjaśniejsze gwiazdy. Nie będzie to jeszcze zmrok astronomiczny – ten nastąpiłby ok. godz. 22:15, gdy słońce znajdzie się 18 stopni pod horyzontem, ale wcześniej, koło godz. 21:00, wzejdzie księżyc w pełni i pomimo, że pełnia okaże się już uszczuplona, będzie ten zmrok rozjaśniać. Nie doczekamy się więc czarnego nieba przeciętego błyszczącą smugą drogi mlecznej i trzech tysięcy widocznych na nim gołym okiem gwiazd, ale warunki do zachwycanie się pięknem niebios – o ile będzie pogoda – i tak będą o niebo lepsze, niż w mieście, gdzie nawet nie mamy odruchu, by w bezchmurną noc podnieść głowę i zapytać kogoś bardziej z nim obeznanego „a co to za gwiazda tak jasno świeci?”.

Dla pobudzenia zainteresowania zjawiskami niebieskimi warto wspomnieć, że coś, co oglądaliśmy z przyjemnością zapewne setki razy, jest całkiem niebanalne. Chodzi o zachód słońca przy takiej pogodzie, że widać jego tarczę dotykającą horyzontu i powoli się pod nim chowajacą. Otóż w chwili, gdy słońce tego horyzontu dotknie, faktycznie... już jest pod nim w całości, a więc widać je wyżej, niż tam, gdzie się naprawdę znajduje. Sprawcą takiego efektu jest atmosfera ziemska, a ściślej zjawisko refrakcji astronomicznej, czyli załamania światła – podobnie jak w szklanym pryzmacie – na granicy dwóch ośrodków: próżni kosmicznej i powietrza. Atmosfera – co prawda – nie ma granicy tak ostrej jak ściana pryzmatu, jej gęstość i związana z nią zdolność załamywania światła rośnie ku powierzchni ziemi, więc załamanie światła słonecznego nie jest aktem jednorazowym następującym gdzieś na jej zewnętrznej granicy, ale następuje narastająco – im bliżej ziemi, tym światło załamuje się silniej. Tor światła słonecznego biegnącego przez atmosferę zakrzywia się więc. Łączny efekt tego zakrzywienia dla światła muskającego powierzchnię ziemi to nieco ponad pół stopnia kątowego – 35 minut kątowych. Otóż przypadkowo tak się składa, że średnica kątowa tarczy słonecznej wynosi również około pół stopnia – 32 minuty kątowe. Nasz wzrok nic nie wie o zakrzywieniu toru światła słonecznego i intuicyjnie przyjmuje, że dobiega ono do nas po linii prostej – nie umiemy patrzeć po linii krzywej, załamanej czy na przykład odbitej od powierzchni lustra, a w przypadku tego ostatniego widzimy wręcz świat ulokowany po jego przeciwnej stronie, co jest tylko złudzeniem. Przy zachodzie słońca ulegamy złudzeniu, że słońce jest wyżej, niż jest w istocie.

Sprawa zachodzącego słońca jest zresztą jeszcze bardziej skomplikowana. Jak wspomniano, efekt refrakcji astronomicznej przy horyzoncie wynosi 35 minut kątowych. Ale na wysokości pół stopnia nad horyzontem, czyli na górnym brzegu dotykającej horyzontu tarczy słonecznej to tylko 30 minut kątowych (w zenicie – naturalnie – byłoby zero). W efekcie widzimy słońce jako spłaszczone. Zjawisko jest dość wyraźne – przy dolnym brzegu słońca natura oszukuje nas o 35 minut kątowych, a przy górnym tylko o 30 minut, spłaszczenie wynosi więc aż 15% i jest nie tylko dobrze mierzalne, ale i dobrze widoczne gołym okiem. Zachęcam do zaobserwowania tego zjawiska, tylko proszę nie patrzeć na słońce gołym okiem, gdy jest ono jeszcze wysoko nad horyzontem, bo efekt spłaszczenia będzie tam niewielki, za to porażenie wzroku będzie murowane!

To, co napisałem o zachodzącym słońcu, odnosi się również do jego wschodu, a także do wschodzącego i do zachodzącego księżyca. Naturalnie, aby zobaczyć wyraźnie gołym wzrokiem spłaszczenie tarczy księżyca, powinien on być w pełni (a więc mówmy tylko o wschodzie księżyca, bo któż z nas widział zachodzący księżyc w pełni?). Przypadkowo składa się tak, że średnica kątowa księżyca jest zbliżona do średnicy kątowej słońca, więc wszystkie liczby przedstawione dla słońca odnoszą się z niezłą dokładnością także do księżyca (obie średnice kątowe są nieco zmienne, bo ani Księżyc nie obiega Ziemi po orbicie kołowej, ani Ziemia nie kręci się po kole wokół Słońca). W trzecim tygodniu sierpnia księżyc będzie już nieco po pełni, a więc jeśli uda nam się zaobserwować jego wschód, to mamy utrudnienie – jego wygląd nie będzie już pięknie kolisty i zjawisko spłaszczenia jego tarczy w chwili, gdy wyłoni się ona zza horyzontu będzie raczej trudne do zaobserwowania. Natomiast zapewne zauważymy, że tarcza księżyca jest „olbrzymia” przy wschodzie i będzie zmniejszać się w miarę podnoszenia się tego ciała niebieskiego. I tu widać, jak złudne są nasze zmysły. Nie ma takiego efektu! Średnica kątowa księżyca widzianego tuż nad horyzontem jest dokładnie taka sama, jak oglądanego wysoko na niebie. To tylko sprawa naszej wyobraźni. Horyzont wyobrażamy sobie jako olbrzymi – znajduje się na nim przecież tak wiele obiektów, których rozmiary dobrze znamy. A dowolne wielkie (czyli przechodzące przez zenit) koło na niebie? Jest prawie puste, wydaje się jakieś małe w porównaniu z horyzontem. A naprawdę... dałoby się zmieścić na nim tyle obiektów, co na połowie horyzontu. Naprawdę niebo jest olbrzymie, a horyzont w porównaniu z nim nie jest aż tak wielki, jak nam się wydaje.

Przenieśmy jednak wzrok na gwiazdy. Te widoczne gołym okiem są rozmieszczone na niebie (prawie) losowo, ale że lubimy wśród chaosu doszukiwać się jakichś struktur, stąd wzięły się gwiazdozbiory i przypisywanie im przeróżnych znaczeń. Zacznijmy od znanego chyba każdemu z nas Wielkiego Wozu, świecącego o tej porze roku po zachodniej stronie nieba. Tworzy go siedem gwiazd. Tylne koła Wozu to Dubhe (górne) i Merak (dolne), przednie dolne i górne to odpowiednio Phecda i Megrez, wreszcie dyszel to – poczynając od jego nasady – Alioth, Mizar i Benetnasch. Są to gwiazdy w drugiej wielkości oprócz Megrez, która świeci wyraźnie słabiej od pozostałych i przypisano jej wielkość gwiazdową 3. Spośród tych wszystkich nazw w powszechnym obiegu funkcjonuje tylko jedna – Mizar, środkowa gwiazda dyszla, a to dlatego, że blisko niej, w odległości 11 minut kątowych (odpowiadającej 1/3 średnicy tarczy słońca czy księżyca) widać drugą gwiazdę – Alkor o wielkości gwiazdowej 4.0. Tworzą one układ wizualnie podwójny, ale to tylko przypadek! Pomimo że znajdują się w podobnej odległości od Słońca, to jednak Alkor znajduje się o ponad rok świetlny dalej niż Mizar (odległy od nas o 83 lata świetlne), co wyklucza fizyczny związek tych gwiazd (choć nie wyklucza wspólnego ich pochodzenia). Pomimo że gołym okiem można zobaczyć gwiazdy nawet szóstej wielkości, to z dostrzeżeniem Alklora może być kłopot, bo ginie on w świetle Mizara. Wyraźne zobaczenie tej gwiazdy jest traktowane jako test ostrości wzroku. Aby lepiej w nim wypaść, warto jest patrzeć nie bezpośrednio na gwiazdę, ale gdzieś trochę obok, czyli próbować zobaczyć ją metodą „zerkania”. Metoda ta jest znana „od zawsze”, ale potwierdza ją nasza wiedza o budowie oka. Centralna część siatkówki, „żółta plamka” czyli „słupki”, jest zorientowana na analizę barwy, zaś otaczające ją „pręciki” mają znacznie większą zdolność detekcji słabego światła. Dla tych, którzy dostrzegli Alkora, mam jeszcze wiadomość, że zobaczyli „jeźdźca”, podczas gdy Mizar pełni rolę konia, biegnącego przy dyszlu Wielkiego Wozu.

Skoro mówimy już o konkretnej gwieździe, to warto przyjrzeć się jej dokładniej. Otóż przez lunetę widać, że Mizar ma towarzysza – odległą od niego o ćwierć minuty kątowej gwiazdę czwartej wielkości – Mizar B (tym samym Mizar staje się Mizarem A). W tym przypadku jest to związek fizyczny, gwiazdy te tworzą układ podwójny, są odległe od siebie 380 razy bardziej niż Ziemia od Słońca (tzn. znajdują w odległości wzajemnej 380 jednostek astronomicznych) i obiegają wspólny środek masy z okresem 3 tysiące lat. Układ ten został odkryty w 1618 r. przez benedyktyna Antonio Castelli (znanego pod imieniem zakonnym jako Benedetto), a później obserwował go Galileusz. Było to pierwsze w historii astronomii odkrycie układu podwójnego gwiazd. W 1889 roku odkryto, że Mizar A jest gwiazdą podwójną, złożoną z bliźniaczo podobnych gwiazd, z których każda jest 35 razy jaśniejsza od Słońca, przy czym obiegają one wspólny środek masy z okresem 20 dni. W 1996 roku odkryto, że Mizar B jest również gwiazdą podwójną... a półtora roku temu odkryto, że Alkor też jest gwiazdą podwójną! Przykład ten pokazuje, jak bardzo częste wśród gwiazd są układy podwójne, a nawet wielokrotne. Mówimy tu o Wielkim Wozie tak, jakby był on samodzielnym gwiazdozbiorem (konstelacją gwiazd). Tymczasem nie ma takiego gwiazdozbioru. Wielki Wóz to tylko część gwiazdozbioru Wielkiej Niedźwiedzicy (Ursa Maior). Załączam mapkę tego gwiazdozbioru, autorstwa Jana Heweliusza, opublikowaną przez jego drugą żonę Elżbietę w 1690 r., 3 lata po jego śmierci, w dziele „Prodromus Astronomiae Pars Posterior” w części „Firmamentum Sobiescianum”. Prawdę mówiąc musiałem mapkę odwrócić horyzontalnie, aby była dla nas bardziej czytelna, bowiem Heweliusz – wzorem swoich wielu poprzedników – rysował niebo tak, jakby miał nakleić te rysunki na globusie, czyli inaczej mówiąc tak, jak wyglądałoby ono dla obserwatora, który patrzyłby na „sferę gwiazd stałych” gdzieś z ponadgwiezdnej przestrzeni. Tymczasem my patrzymy na tę sferę od wewnątrz. Na mapce widać, że dyszel Wielkiego Wozu, to ogon Wielkiej Niedźwiedzicy, dwa górne koła podtrzymują jej grzbiet, a rolę dolnych trudno jest zinterpretować.

Jan Heweliusz nie umieścił na swojej mapce nazw gwiazd. Nic dziwnego, stosowane przez niego nazwy są długie, opisowe i naniesienie ich na rysunek bardzo pogorszyłoby jego jakość. Do najprostszych wymienionych w jego „Katalogu Gwiazd Stałych” należą nazwy gwiazd „dyszla” Wielkiego Wozu. Są to odpowiednio „Prima caudae”, „Media caudae” i „Ultima caudae”, co łatwo rozszyfrujemy jako „Pierwsza w ogonie” (Wielkiej Niedźwiedzicy), „Środkowa w ogonie” i „Końcowa w ogonie”. Nazwy używane przez Heweliusza nie przyjęły się u astronomów. Kiepsko funkcjonują także przejęte od Arabów (i mocno poprzekręcane przez średniowiecznych i renesansowych Europejczyków) nazwy, spośród których kilka wymieniliśmy (Dubhe, Merak, Phecda etc.). Zamiast nich, albo równolegle z nimi dla oznaczenia gwiazd stosuje się w pierwszej kolejności litery greckie. I tak siedem gwiazd Wielkiego Wozu to odpowiednio , , , , ,  i  – oczywiście UMa, czyli Ursae Maioris, a więc Wielkiej Niedźwiedzicy. Gdy alfabet grecki przeznaczony dla danego gwiazdozbioru wyczerpie się, wtedy stosuje się cyfry arabskie. Dla przykładu Alkor to 80 UMa.

Zaś Jana Heweliusza koniecznie musieliśmy wspomnieć, bowiem obecny rok jest rokiem Heweliusza – 28 stycznia tego roku przypadło 400-lecie jego narodzin (i 324-lecie śmierci), a był to astronom znakomity, przez co najmniej 30 lat najlepszy w Europie obserwator nieba. Przedstawiając sierpniowe niebo warto zwrócić uwagę na takie łatwo rozpoznawalne gwiazdozbiory, jak świecąca prawie w zenicie Lutnia (łac. Lyra) z najjaśniejszą na letnim niebie gwiazdą Wega ( Lyrae), Łabędź (łac. Cygnus), którego szkielet formuje 6 jasnych gwiazd tworzących krzyż o nieco rozchylonych ramionach i już przy niewielkiej wyobraźni kojarzący się z frunącym łabędziem, czy Kasjopea (łac. Casiopea), której pięć głównych gwiazd kojarzy się z rozwartą literą W. Poświęćmy jednak chwilę uwagi innemu gwiazdozbiorowi – konstelacji Perseusza. Na załączonej współczesnej mapce tego gwiazdozbioru (Wikipedia) uwagę zwraca przede wszystkim jego najjaśniejsza gwiazda,  Persei, znana także pod pochodzącymi z języka arabskiego nazwami Algenib lub Mirfak. Jest to nie tylko pozornie ale i faktycznie jasna gwiazda – odległy od nas o 590 lat świetlnych żółty nadolbrzym o masie 11 razy większej niż nasze Słońce i świecący 5400 razy jaśniej od niego.

Innym ciekawym obiektem jest  Persei czyli Algol. Jest to gwiazda zmienna – odkryty w 1787 r. pierwowzór gwiazd zmiennych zaćmieniowych. Składa się ona z dwóch gwiazd krążących wokół wspólnego środka masy z okresem 2,9 doby, przy czym płaszczyzna tego ruchu jest zorientowana w przestrzeni tak, że względem obserwatora ziemskiego gwiazdy te nawzajem zasłaniają się w trakcie każdego obiegu. Nie są to gwiazdy identyczne – jedna z nich jest 100 razy jaśniejsza od Słońca, a druga „tylko” 3 razy, więc gdy jaśniejsza jest zasłaniana przez słabszą, jasność całego układu spada dramatycznie, zaś gdy jest na odwrót, to tylko trochę. Dokładniejsza analiza tych gwiazd pokazuje, że gwiazda słabsza, choć jest mniej masywna, to jest znacznie bardziej zaawansowana ewolucyjnie, niż jaśniejsza. Wydaje się to dziwne, bowiem gwiazdy bardziej masywne ewoluują szybciej. Wyjaśnienie jest jednak proste: gwiazda obecnie mniej masywna była w przeszłości znacznie masywniejsza od swej towarzyszki, ale w trakcie swojego życia tak się rozdęła, że większość jej masy na tę towarzyszkę przepłynęła. Podobny los czeka także gwiazdę obecnie bardziej masywną. Też się rozedmie i też straci część masy na rzecz swojej obecnie stosunkowo niepozornej towarzyszki. I co wtedy będzie? No, może nie będę kontynuować tego wątku, bo trzeba by ty rozważyć zbyt wiele wariantów. Najciekawszym dla nas obiektem związanym z gwiazdozbiorem Perseusza są jednak meteory – „spadające gwiazdy” – „łzy świętego Wawrzyńca” – Perseidy. Można je oglądać każdego roku pomiędzy 17 lipca a 24 sierpnia, przy czym najwięcej z nich pojawia się między 12 a 14 sierpnia. W trzecim tygodniu sierpnia będzie ich już spadać mniej, ale nie traćmy nadziei, może uda się zobaczyć jakiś jasny bolid... Perseidy zawdzięczają swą nazwę temu, że tory ich lotu rozchodzą sie promieniście od miejsca zwanego radiantem, znajdującego się w gwiazdozbiorze Perseusza, miej-więcej w okolicy gwiazdy  Persei.

Te spadające „gwiazdy” nie mają oczywiście z gwiazdami nic wspólnego. Są to drobiny kosmicznej materii, wpadające do atmosfery z przestrzeni międzyplanetarnej z prędkością około 60 kilometrów na sekundę i spalające się w jej najwyższych warstwach – jakieś 80 kilometrów nad powierzchnią ziemi. Skąd przybywają te świecące przez ułamek sekundy okruchy? Odpowiedź na to pytanie może być zaskakująca. Podobnie, jak inne roje meteorów, Perseidy są odłamkami komety i poruszają się po tym samym torze, co kometa, od której się oderwały. Macierzystą kometą Perseidów jest kometa Swift Tuttle nosząca taką nazwę dlatego, że została odkryta w 1862 r. niezależnie przez dwóch astronomów: Lewisa Swifta i Horacego Tuttle. Po raz drugi kometa Swift-Tuttle została zauważona przez Japończyka Tsuruhiko Kiuchi w 1992 r. Wiadomo więc, że jest to kometa krótkookresowa, obiegająca słońce po wydłużonej, eliptycznej orbicie w ciągu 133 lat. Przy każdym zbliżeniu się do Słońca powierzchnia jądra komety nagrzewa się, kruszeje, a wydobywające się z wewnątrz ogrzane gazy wyrzucają maleńkie odłamki na zewnątrz tak, że po wielu takich zbliżeniach rozciągają się one już wzdłuż całej orbity komety. Tak się składa, że każdego roku w sierpniu Ziemia w swej wędrówce wokół Słońca orbitę tę z grubsza rzecz biorąc przecina i część tych okruchów się z nią zderza. A czy kometa Swift-Tutle krąży po swojej obecnej orbicie już od narodzin Układu Słonecznego jakieś 4,5 mld lat temu? Raczej nie, ale że kończy mi się już piąta kartka moich opowieści, więc je przerwę.

Życzę w sierpniu jasnych bolidów.

Maciej Kozłowski - Astronom, ukończył studia na Wydziale Matematyki i Fizyki Uniwersytetu Warszawskiego w 1967 r., zatrudniony jako asystent i później adiunkt w Obserwatorium Astronomicznym UW (z roczną przerwą w 1972 r. gdy był programistą w Centrum Obliczeniowym PAN). Od roku 1983 do 1999 pracował w Centrum Astronomicznym im. M. Kopernika w Warszawie. Pierwszy doktorant i długoletni współpracownik znakomitego polskiego astronoma prof. Bohdana Paczyńskiego. Prowadził badania naukowe w dziedzinach teorii ewolucji gwiazd oraz teorii dysków materii rotującej wokół gwiazd i wokół masywnych czarnych dziur. Doktorat (1973) na temat „Wieloznaczność rozwiązań równań budowy wewnętrznej dla masywnych gwiazd palących hel w centrum”, zaś najczęściej cytowana publikacja to „The Analytic Theory of Fluid Disks Orbiting the Kerr Black Hole”, Astronomy and Astrophysics, 63, 209, 1978 (współautorami byli M.A. Abramowicz i M. Jaroszyński). W 1976 r. otrzymał nagrodę naukową Wydziału III PAN za cykl prac „Linear Series of Stellar Models”, publikowanych wspólnie z prof. B. Paczyńskim. Dłuższe zagraniczne pobyty naukowe na Uniwersytecie w Amsterdamie (1973, 3 mies.), na Uniwersytecie Harvarda (1981, 5 mies.) i na Uniwersytecie Princeton (1990, 3 mies.). Prowadził zajęcia dydaktyczne dla studentów astronomii UW z astrofizyki obserwacyjnej, metod numerycznych i języków programowania, a nadto pracownię komputerową. W latach1987-1999 kierownik Ośrodka Komputerowego w Centrum Astronomicznym PAN. Członek Polskiego Towarzystwa Astronomicznego i Międzynarodowej Unii Astronomicznej.






Więcej o autorze


© 2011 Dwór Wilkowice